Vesmír Einstein – de Sitter - Einstein–de Sitter universe
Einstein-de Sitter vesmír je model vesmíru navržené Albert Einstein a Willem de Sitter v roce 1932. Při prvním učení Edwin Hubble ‚s objevem lineárního vztahu mezi redshift galaxií a jejich vzdálenost, Einstein nastavit kosmologických ve Friedmannových rovnicích konstantní na nulu , což má za následek model expandujícího vesmíru známý jako Friedmann – Einsteinův vesmír . V roce 1932 navrhli Einstein a De Sitter ještě jednodušší kosmický model tím, že předpokládali mizející prostorové zakřivení i mizející kosmologickou konstantu. V moderní řeči lze Einstein -de Sitterův vesmír popsat jako akosmologický model pro metrický vesmír s pouhými plochými hmotami Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker (FLRW).
V modelu Einstein a de Sitter odvodili jednoduchý vztah mezi průměrnou hustotou hmoty ve vesmíru a její expanzí podle H 0 2 = кρ /3, kde H 0 je Hubbleova konstanta , ρ je průměrná hustota hmoty a к je Einsteinova gravitační konstanta . Velikost vesmíru Einstein -de Sitter se vyvíjí s časem as , takže jeho současný věk je 2/3krát větší než čas z HST . Vesmír Einstein -de Sitter se stal na mnoho let standardním modelem vesmíru kvůli své jednoduchosti a kvůli nedostatku empirických důkazů buď o prostorovém zakřivení, nebo o kosmologické konstantě. Představoval také důležitý teoretický případ vesmíru s hustotou kritické hmoty připraveného těsně na hranici nakonec smrštění. Einsteinovy pozdější recenze kosmologie však jasně ukazují, že model považoval pouze za jednu z několika možností expandujícího vesmíru.
Vesmír Einstein – de Sitter byl obzvláště populární v 80. letech 20. století poté, co teorie kosmické inflace předpovídala, že zakřivení vesmíru by mělo být velmi blízko nule. Tento případ s nulovou kosmologickou konstantou implikuje Einstein -de Sitterův model a byla vyvinuta teorie studené temné hmoty , zpočátku s rozpočtem kosmické hmoty kolem 95% studené temné hmoty a 5% baryonů. V devadesátých letech však různá pozorování včetně shlukování galaxií a měření Hubbleovy konstanty vedla ke stále vážnějším problémům tohoto modelu. Po objevu zrychlujícího vesmíru v roce 1998 a pozorování kosmického mikrovlnného pozadí a průzkumů rudého posunu galaxií v letech 2000–2003 je nyní všeobecně přijímáno, že temná energie tvoří přibližně 70 procent současné hustoty energie, zatímco studená temná hmota přispívá kolem 25 procent, jako v moderním modelu Lambda-CDM .
Einstein-de Sitterův model zůstává dobrým přiblížením k našemu vesmíru v minulosti při červených posunech mezi 300 a 2, tj. Dobře po éře ovládané zářením, ale dříve, než začala být důležitá temná energie.